Wide Dust Gaps in Protoplanetary Disks Induced by Eccentric Planets: A Mass-Eccentricity Degeneracy
金牛座T星周围的原行星盘亚毫米图像中的间隙环结构被广泛认为是由于嵌入的原行星在其出生盘上的潮汐扰动造成的。这一过程的数值模拟已被用来提出缩放的特征尘埃间隙宽度/间隙环距离相对于行星质量。应用这样的比例来分析观测到的间隙样本，产生了一个连续的质量分布，在几个地球到木星质量范围内的假设行星的丰富人口。相比之下，传统的核心吸积方案的行星形成预测的双峰质量函数，由于1）以上的失控气体吸积\sim 20地球质量和2）抑制吸积引起的间隙打开。在这里，我们研究的尘埃盘响应偏心行星的潮汐扰动作为一个可能的解决方案，这个悖论。基于模拟的气体和尘埃分布，我们表明，海王星质量的行星与小偏心率的间隙环分离可能会变得与土星质量的行星在圆形轨道上引起的。这种简并可以消除理论双峰质量分布和观察到的连续间隙宽度分布之间的差异。尽管阻尼由于行星盘的相互作用，适度的偏心率可以维持在相对厚的磁盘或通过多个超级地球之间的共振激励的外部区域。此外，小偏心率行星引起的环状尘埃分布即使在低粘度环境中也是轴对称的，这与ALMA图像中涡旋的缺乏一致。
2021-10-14 astro-ph.EP
Evolution of $α$ Centauri B's protoplanetary disc
通过流体动力学模拟，我们研究了半人马座$α$ B周围原行星盘的演化，包括偏心轨道伴星$α$半人马座A的影响。初始圆形轨道盘经历两种类型的偏心增长。首先，由于双星轨道的偏心率，偏心率在双星的轨道周期$P_{\rm orb}$上振荡。其次，对于一个足够小的磁盘纵横比，磁盘经历全球强制偏心振荡的时间尺度约为$20\,P_{\rm orb}$。这些振荡通过粘性耗散衰减，从而为仅在双星轨道周期上振荡的盘留下准稳定的偏心率轮廓。时间平均的全球偏心率在0.05-0.1的范围内，在稳定状态下没有岁差。气体粒子的近星点彼此对齐。圆盘粘度越高，圆盘偏心率越高。与$N$体模拟，我们研究了一个光盘的星子，形成的准稳态原行星盘的轨道特性的演变。我们发现，粒子的偏心率的平均幅度增加，它们的近星点成为彼此错位，一旦他们从气体盘去耦。行星形成所需的低星子碰撞速度表明行星形成发生在由围绕$α$ Centauri B的原行星盘形成的星子盘中，所述盘的粘度必须很小，并且行星形成必须发生在小于约$2.5\,\rm au$的轨道半径处。有气体存在的话，行星形成可能更容易。
2020-06-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
Formation of Terrestrial Planets from Protoplanets under a Realistic Accretion Condition
类地行星形成的最后阶段被称为巨型撞击阶段，原行星相互碰撞形成行星。到目前为止，这一阶段主要是通过N体模拟研究，假设所有碰撞都导致吸积。然而，对于高速和/或大碰撞参量的碰撞，这一假设被打破。从数值碰撞实验的结果出发，推导了原行星碰撞的吸积条件，包括碰撞速度、碰撞角度和碰撞物体的质量。我们首次在原行星形成类地行星的N体模拟中采用了这种现实的吸积条件。我们将结果与完全吸积的结果进行了比较，并展示了吸积条件如何影响类地行星的形成。我们发现，在现实的吸积模型中，大约一半的碰撞不会导致吸积。然而，行星的最终数量、质量、轨道要素甚至生长时间尺度几乎不受吸积条件的影响。对于标准的原行星盘模型，在现实和完美的吸积模型中，典型的两个地球大小的行星形成在类地行星区域超过1亿年。我们还发现，对于真实吸积模型，自旋角速度比理想吸积模型的自旋角速度小30%左右，理想吸积模型的自旋角速度与旋转不稳定性的临界自旋角速度一样大。自旋角速度和自旋密度分别服从高斯分布和各向同性分布，与吸积条件无关。
2010-03-23 astro-ph.EP
Accretion Rates of Planetesimals by Protoplanets Embedded in Nebular Gas
当通过吸积微行星而成长的原行星有大气层时，接近原行星的小微行星会因大气层的气体阻力而失去能量，这导致它们被原行星的希尔球捕获。因此，原行星的生长速度加快。为了研究大气层对行星生长速率的影响，我们对各种轨道要素的微行星轨道进行了数值积分，并获得了微行星对有大气层行星的有效吸积速率。数值结果是作为一个函数的星子的偏心率，倾角，行星的半径，和无量纲的气体阻力参数，可以表示为几个物理量，如星子的半径和原行星的质量。假设近表面气体密度的径向分布可以近似为幂律分布，对微行星由于气体阻力而损失的动能进行了解析计算，并与数值计算结果进行了比较。我们证实，上述近似的幂律密度分布是合理的吸积率的原行星与1至10个地球的质量，除非星子的尺寸太小。我们还计算了在偏心率和倾角的Rayleigh分布上平均的星子吸积率，并导出了吸积率的半解析公式，它很好地再现了数值结果。利用得到的吸积率表达式，我们研究了星云气体中原行星的生长。我们发现，大气气体阻力的影响可以提高的增长率显着，这取决于微行星的大小。
2009-08-12 astro-ph.EP
Chondrule Accretion with a Growing Protoplanet
球粒是太阳系中的原始物质。它们形成于太阳系历史的第一个大约300万年。这一时间尺度比火星形成的时间尺度更长，可以想象，原行星、微行星和球粒可能同时存在于太阳星云中。由于原行星对星子动力学的扰动和球粒的吸积作用，形成的球粒不可能全部被星子吸积。我们研究了在这种条件下由星子吸积的球粒的数量。我们假设一个原行星是在寡头增长，我们进行分析计算的球粒吸积的原行星和星子。通过寡头生长阶段，星子增生约一半的形成球粒。最小的微行星获得最大数量的球粒，与更大质量的微行星吸积的数量相比。我们进行了参数研究，发现这部分是不是很大程度上改变了广泛的参数集。
2017-02-26 astro-ph.EP
Prograde rotation of protoplanets by accretion of pebbles in a gaseous environment
我们进行流体动力学模拟的卵石和岩石的吸积到原行星的半径几百公里，包括粒子和原行星盘气体之间的双向阻力耦合。粒子流与原行星螺旋希尔球内的气体相互作用，进入一个旋转的环行星盘。由于周围环境的扰动，物质被吸积到原行星上。我们推测，最大的小行星的自转趋势是原始的，原行星在气态太阳星云阶段从鹅卵石和岩石中吸积了10%-50%的质量。我们的模型还提供了一个可能的解释，在小行星和海王星外带的最大的机构之间观察到的自旋周期的范围很窄，并预测，1000公里尺度的柯伊伯带的对象，没有经历过巨大的影响，应该优先自旋的方向。
2010-01-07 astro-ph.EP
Eccentricity Trap: Trapping of Resonantly Interacting Planets near the Disk Inner Edge
利用轨道积分和分析论证，我们发现了一种新的机制（“偏心率陷阱”）来阻止原行星盘内边缘附近的行星I型迁移。由于非对称偏心阻尼由于磁盘的最里面的行星在磁盘边缘的相互作用起着至关重要的作用，在陷阱中，这种机制需要连续的偏心激励，因此工作的共振相互作用车队的行星。这个陷阱是如此强大，以至于施加在最里面的行星上的边缘扭矩可以完全阻止许多外行星通过相互共振摄动的I型迁移。因此，车队作为一个整体保持在磁盘边缘之外。我们导出了偏心率陷阱条件的半解析公式，并预测了有多少行星可能被困。我们发现，几个或更多的行星应该是被这种机制困在有空腔的原行星盘中。它可以形成非共振的，多个，近距离的超地球系统延伸超过0.1 AU。径向速度观测显示，这种系统在太阳型恒星周围相当常见。
2010-08-03 astro-ph.EP
Constraining Planetary Gas Accretion Rate from Hα Linewidth and Intensity: Case of PDS 70 b and c
最近对嵌入在拱星盘中的原行星的观测揭示了行星形成的过程。特别是，氢巴耳末线（Hα）发射的检测直接限制了气体巨星的后期吸积。最近，Haffert等人（2019）测量了两颗围绕PDS 70运行的原行星的Hα发射的谱线宽度和强度。在这里，我们通过将激波加热吸积流的辐射流体动力学模型应用到Aoyama等人（2018）最近开发的原行星上来研究这些原行星。结果表明，Hα谱线宽度与强度的结合可以显著缩小原行星吸积速率和质量的可能范围。虽然目前的光谱分辨率还不够高，无法得出关于其吸积过程的明确结论，但对生长中的原行星进行高分辨率光谱成像是非常有希望的。
2019-10-24 astro-ph.EP
Circumplanetary disc properties obtained from radiation hydrodynamical simulations of gas accretion by protoplanets
我们研究了由原行星吸积气体的三维自引力辐射流体动力学模型中形成的环行星盘的性质。我们确定磁盘的大小，scaleheights，密度和温度分布不同的原行星质量，在太阳星云的不同颗粒不透明度。我们发现Quillen & Trilling（1998）对真空间隙（R_Hill/3）中的环行星盘半径的分析预测对高质量原行星形成的盘给出了很好的估计。行星圆盘的径向密度分布可以用r^-2和r^-3/2之间的幂律来描述。我们没有发现证据的环状密度增强，已发现在以前的一些模型的环行星盘。无论原行星质量或星云颗粒的不透明度如何，温度分布都遵循~r^-7/10的幂律。这些星盘总是有很大的尺度高度（H/r > 0.2），使得它们与环绕它们的星周星盘相比很厚，而且它们没有耀斑。
2009-05-07 astro-ph.EP
The effect of gas drag on the growth of protoplanets -- Analytical expressions for the accretion of small bodies in laminar disks
行星体是由较小的天体吸积而形成的。有人提出，一种非常有效的生长原行星的方法是通过吸积尺寸<<km的粒子（例如，陨石球粒、大圆石或较大天体的碎片），因为它们可以保持动态冷却。我们研究了气体阻力对这些粒子的碰撞半径和吸积率的影响。作为简化的假设，我们限制我们的分析，以二维设置，气体阻力法线性速度，和层流盘的特点是一个光滑的（全球）压力梯度，导致颗粒径向漂移。然而，这些近似使我们能够覆盖任意大的参数空间。采用圆形限制三体问题的框架对粒子轨迹进行数值积分，并推导出粒子的碰撞参量。可以区分三种吸积模式：双曲线碰撞，其中2体引力聚焦增强了碰撞参量;三体碰撞，其中气体阻力增强了捕获概率;和沉降碰撞，其中粒子沉降到原行星。所观察到的行为的分析，我们提供了一个配方来分析计算的影响半径，这证实了数值结果。我们将我们的结果应用到一个原行星在5 AU的距离的sweepup的碎片。小的原行星（小于50公里）上的碎片被认为是缓慢的，因为碎片分布在相当厚的一层。然而，新发现的沉降机制，其特点是更大的碰撞半径，成为相关的原行星大小约10^3公里，并提供了一个更快的增长通道。
2010-07-06 astro-ph.EP
$N$-body simulation of planetary formation through pebble accretion in a radially structured protoplanetary disk
本文通过N体模拟研究径向结构原行星盘中卵石吸积对行星形成的影响，发现不连续边界处原行星可在约10^4年内增长至地球质量，并普遍发生巨型碰撞，最终可能形成类似太阳系的行星系统。
2023-08-10 astro-ph.EP
On the evolution of pebble-accreting planets in evolving protoplanetary discs
我们研究的迁移发光的低质量的核心层原行星盘吸积发生主要是因为盘风和行星光度产生的卵石吸积。使用二维流体动力学模拟，我们确定的离心率引起的热力作为气体和卵石吸积率的函数，也评估的重要性，所施加的扭矩由固体成分相对于气体扭矩。对于气体吸积率$\dot M= 2\times 10^{-8}$ $M_\odot/$年和卵石流量$\dot M_{peb}=170$ $M_\oplus$ /百万年，我们发现，胚胎偏心率达到的值与光盘的纵横比。然而，圆盘中的行星径向偏移导致由流入的卵石施加的扭矩平均抵消，并且迁移从向外过渡到向内。这是因为热扭矩的大小随偏心率的增加呈指数下降，我们提供了一个拟合公式的热扭矩衰减作为偏心率的函数。随着圆盘的演化，吸积光度在某些时候变得太小，以至于核心偏心率无法增长，以至于固体成分可以对行星施加非零扭矩。这个扭矩是积极的和气体吸积率$\dot M \lesssim 5\times 10^{-9}$ $M_\odot/$年和卵石通量$\dot M_{peb} \lesssim 120$ $M_\oplus/$百万年，它被发现克服的气体扭矩施加在核心质量$m_p\lesssim$ $1M_\oplus$，导致向外迁移。
2022-10-03 astro-ph.EP
The Growth of Protoplanets via the Accretion of Small Bodies in Disks Perturbed by the Planetary Gravity
行星通过小天体在原行星盘中的碰撞吸积而成长。这些小天体受到强烈的气体阻力，它们的轨道受到行星周围气体流动和大气结构的显著影响。利用三维流体动力学模拟方法研究了受行星引力扰动的原行星盘中的气体流动。然后，我们计算粒子的轨道演化的气体结构从流体动力学模拟。根据轨道计算，我们获得了行星与厘米到公里大小的粒子之间的碰撞率。我们的研究结果表明，由于大气气体阻力，米级或更大的颗粒有效地与行星碰撞，这显着提高了碰撞率。另一方面，气流对于较小的颗粒起着重要的作用。最后，考虑到大气和气流的影响，推导出了新的碰撞率解析公式，与模拟结果吻合较好。我们估计的增长时间尺度和吸积效率的漂移体形成的气体巨固体核心使用的公式。我们发现在最小质量太阳星云模型中，亚千米级天体的吸积在5 au时达到了短的增长时间尺度（~0.005百万年）和高的吸积效率（~1）。
2021-08-23 astro-ph.EP
Collisional evolution of dust and water ice in protoplanetary discs during and after an accretion outburst
大多数原行星盘被认为经历了剧烈和频繁的吸积爆发，在此期间，吸积率和中心光度在几十年内都有所提高。这暂时增加了圆盘的温度，导致雪线向外移动时冰物种的升华。在本文中，我们调查如何FUor型吸积爆发改变了尘埃聚集体的生长和外观在不同的位置在原行星盘。我们开发了一个模型的基础上的Monte Carlo方法来模拟本地的凝结和破碎的冰尘颗粒，并研究不同的设计，其结构和响应升华。我们的主要发现是，位于静止和爆发水雪线之间的尘埃颗粒的演变是由成分和孔隙度的显着变化驱动的。尘埃人口恢复从爆发和恢复到凝聚/破碎平衡所需的时间取决于凝聚物理和爆发属性的复杂的相互作用，并可能需要4500年在5 AU。卵石大小的颗粒，星子的基石，要么在水冰中被废弃，要么被完全摧毁，分别导致更干燥的星子或完全停止它们的形成。当吸积爆发是经常发生的事件时，尘埃可以在很长一段时间内远离碰撞平衡，这为在毫米波长的圆盘中跟踪过去的爆发提供了机会。我们的研究结果突出了在尘埃凝聚和行星形成模型中包括吸积爆发的重要性。
2023-03-20 astro-ph.EP
How initial and boundary conditions affect protoplanetary migration in a turbulent sub-Keplerian accretion disc: 2D non viscous SPH simulations
目前关于行星形成的理论认为，巨行星的形成应该与它们快速向中央恒星迁移有关，这是由于原行星与盘的相互作用，对于近10个地球质量的天体来说，时间尺度为$10^5$年。这样的时间尺度应该比原行星通过与其他小天体碰撞而分层成长期间气体吸积到原行星上的时间尺度小一个数量级。这些参数最近被分析使用N体和/或流体动力学代码或它们的混合。在这项工作中，无粘性的2D模拟进行，使用SPH方法，研究一个原行星的迁移，评估吸积盘的有效性的原行星拖向中央恒星，作为一个函数的行星本身的质量，盘切向运动。为此，SPH方案被认为是适合研究湍流，运动学和边界条件的作用，由于其固有的平流湍流，特别是在2D和3D代码。模拟都在光盘子开普勒和开普勒运动学条件下进行的参数研究的原行星迁移，如果发生中度和一致的偏离开普勒动力学。我们的研究结果表明，在亚开普勒条件下，类地行星的几个轨道周期的迁移时间，而对于类地行星的估计给出了大约$10^4$轨道周期需要一半的轨道大小。行星迁移的时间尺度在很大程度上取决于行星相对于盘流的离心屏障附近的激波区域的相对位置。
2009-09-24 astro-ph.EP
On the Evolution and Survival of Protoplanets Embedded in a Protoplanetary Disk
我们模拟的磁盘不稳定性机制在不同的径向距离占磁盘的存在下形成的一个小行星质量的原行星的演变。利用三种不同的盘模型，发现一颗新形成的半径为$\lesssim$ 5-10 AU的质量约为100亿光年的原行星，不可能经历动力学坍缩而进一步演化为引力束缚行星。因此，我们得出结论：{ \it巨行星，如果形成的引力不稳定机制，必须形成和保持在大的径向距离在第一个$\sim$ $^5-10^6$ 10年的演变}。使用$\dot{M}=10^{-6} M_{Sun}/yr$和$α=10^{-2}$的圆盘模型，发现1土星质量、3和5木星质量的原行星的最小径向距离分别为12、9和7 AU。本文还研究了气体吸积对一颗质量为10000的原行星演化的影响。结果表明，气体吸积可以大大缩短塌缩前的时间尺度。我们的研究表明，坍缩前阶段的时间尺度不仅取决于行星的质量，但在很大程度上受到盘的存在和有效的气体吸积。
2012-06-26 astro-ph.EP
Gas Accretion onto a Protoplanet and Formation of a Gas Giant Planet
我们研究气体吸积到原行星上，通过考虑气体的热效应在三维流体动力学模拟，其中从原行星的气体盘到木星半径的行星的广泛区域使用嵌套网格方法解决。我们估计了气体巨行星的质量吸积速率和生长时标。当M_p < M_cri时，质量吸积率随原行星质量的增加而增加，当M_p > M_cri时，质量吸积率趋于饱和或减小，其中M_cri = 0.036 M_Jup（a_p/1AU）^0.75，M_Jup和a_p分别为木星质量和轨道半径。气体巨行星的生长时间尺度或气体吸积到原行星上的时间尺度约为10^5年，比固体核心的生长时间尺度短两个数量级。热效应几乎不影响质量吸积速率，因为引力能主导原行星周围的热能。在我们的本地模拟中获得的质量吸积率同意定量以及与粗空间分辨率的全球模拟中获得的。质量吸积速率主要由原行星质量和原行星盘的性质决定。我们发现当Hill或Bondi半径被充分分辨时，质量吸积率被正确地计算。利用原行星的寡头生长，我们讨论了气体巨行星的形成时标。
2010-02-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dynamics and Accretion of Planetesimals
我们回顾的基本动力学和吸积的星子显示N体模拟。微行星轨道的演化是通过两体引力弛豫实现的：粘性搅动增加了微行星的随机速度，动力学摩擦实现了微行星随机能量的均衡。在吸积初期，微行星的生长模式是失控生长，即较大的微行星比较小的微行星生长得快。当一颗原行星（失控生长的微行星）超过临界质量时，生长模式就会转变为寡头生长，在这种情况下，类似大小的原行星会保持一定的轨道距离生长。类地行星形成的最后阶段是原行星之间的碰撞，称为巨大撞击。总结了盘状气体对行星的动力学作用和气体巨星形成的核吸积模型，讨论了行星系的多样性。
2012-12-07 astro-ph.EP
H$α$ Variability of AB Aur b with the Hubble Space Telescope: Probing the Nature of a Protoplanet Candidate with Accretion Light Echoes
本研究提出利用宿主恒星与候选原行星之间延迟的 H$\alpha$ 亮度相关（吸积光回波）区分吸积原行星和盘散射特征，并对 AB Aur b 的哈勃观测表明其变率远超恒星且二者不相关。
2025-02-20 astro-ph.EP
Constraining Protoplanetary Disk Accretion and Young Planets Using ALMA Kinematic Observations
最近的ALMA分子线观测揭示了原行星盘中的三维气体速度结构，揭示了盘吸积和结构形成的机制。1)通过进行粘性模拟，我们确认，磁盘的速度结构显着不同的垂直应力分布从不同的吸积机制。因此，运动学观测跟踪流在不同的磁盘高度可以潜在地区分不同的吸积机制。另一方面，盘面密度的演化主要取决于垂直积分应力。由最近的运动学观测约束的尖锐的盘外缘可能是由盘中径向变化的$α$引起的。2)我们还研究了一个年轻的行星进行3-D行星盘模拟的运动学签名。行星质量和“扭结”速度之间的关系推导出，显示出一个线性关系，几乎没有依赖于磁盘的粘度，但一些依赖于磁盘的高度时，行星是大质量的，例如$10 M_J$。我们预测了DSHARP盘中潜在行星的“扭结”速度。在气隙边缘，不同高度的方位平均速度与开普勒速度的偏离幅度相似，其与行星质量的关系与二维模拟结果一致.移除行星后，在粘性时间尺度内，方位平均速度几乎没有变化，因此间隙边缘处的方位平均速度结构是由于间隙本身而不是直接由行星引起的。结合轴对称运动学观测和剩余的“扭结”速度是探测原行星盘中年轻行星所必需的。
2021-02-14 astro-ph.EP
Chemical evolution of protoplanetary disks - the effects of viscous accretion, turbulent mixing and disk winds
我们计算了考虑径向粘性吸积、垂直湍流混合和垂直盘风的原行星盘的化学演化。我们研究了采用不同的尘埃颗粒分子氢形成模型对尘埃盘化学结构的影响。我们的气相化学是从UMIST天体化学数据库（Rate06）中提取的，我们已经添加了详细的气体-颗粒相互作用。我们使用我们的化学模型的结果来生成合成的近红外和中红外LTE线发射光谱，并比较这些与最近的斯皮策观测。我们的研究结果表明，如果考虑到H2形成的温暖的晶粒，在磁盘表面的H2O和OH的丰度显着增加。我们发现，径向吸积流强烈影响的分子丰度，与那些在冷的中平面层特别受到影响。另一方面，我们表明扩散性湍流混合会影响温暖分子层中的圆盘化学，影响圆盘的线发射，从而提高与观测的一致性。我们发现，NH 3，CH 3 OH，C2 H 2和含硫物种大大增强了湍流混合的列入。我们表明，磁盘风可能会影响磁盘化学和由此产生的分子线发射以类似的方式时，发现混合包括在内。
2011-02-19 astro-ph.EP
Merging Criteria for Giant Impacts of Protoplanets
在类地行星形成的最后阶段，也就是所谓的巨大撞击阶段，几十颗火星大小的原行星相互碰撞，形成类地行星。几乎所有以前关于这一阶段原行星轨道和吸积演化的研究都是基于完美吸积的假设，即两颗碰撞的原行星总是合并。然而，最近的撞击模拟表明，原行星之间的碰撞并不总是合并事件，也就是说，两个碰撞的原行星有时会在碰撞后分开（打了就跑的碰撞）。作为研究这种不完美的原行星吸积对类地行星形成影响的第一步，我们研究了岩石原行星碰撞的合并准则。使用光滑粒子流体动力学（SPH）方法，我们进行了1000多个模拟的巨大的影响与各种参数集，如原行星的质量比，$γ$，两个原行星的总质量，$M_{\rm T}$，碰撞角度，$θ$，和碰撞速度，$v_{\rm imp}$。我们研究了临界碰撞速度，$v_{\rm cr}$，在合并和打了就跑的碰撞之间的过渡。我们发现，归一化的临界碰撞速度，$v_{\rm cr}/v_{\rm esc}$，依赖于$γ$和$θ$，但不依赖于$M_{\rm T}$，其中$v_{\rm esc}$是两体逃逸速度。我们导出了一个简单的关于$v_{\rm cr}/v_{\rm esc}$作为$γ$和$θ$的函数的公式，并将其应用于以前研究中由\textit{N} -体计算得到的巨撞击事件。我们发现这些事件中有40%不应该合并事件。
2011-09-16 astro-ph.EP
The distribution of accretion rates as a diagnostic of protoplanetary disc evolution
本文提出用吸积率分布区分原行星盘粘性吸积与磁化盘风驱动吸积，指出约300个均匀样本即可高置信度判别，并强调均匀巡天对解决盘吸积机制问题的关键作用。
2023-06-29 astro-ph.EP astro-ph.SR
Ionized envelopes around protoplanets and the role of radiative feedback in gas accretion
本研究通过含辐射反馈的三维流体模拟，探究木星质量原行星的气体吸积过程，发现电离包层半径是吸积率与Hα光度估算的关键，且辐射反馈会提升吸积率，指出此前以Hα未探测判断行星形成的方法可能存在误读。
2025-03-19 astro-ph.EP
Spin of protoplanets generated by pebble accretion: Influences of protoplanet-induced gas flow
本研究通过三维流体动力学模拟和卵石轨道积分，发现卵石吸积使原行星获得顺行自旋，且自旋速度随质量和轨道半径增加而加快，最终限制行星增长，与地球质量及月球形成相关。
2023-03-27 astro-ph.EP
Eccentricity excitation and merging of planetary embryos heated by pebble accretion
行星胚胎可以通过卵石吸积继续生长，直到它们成为巨大的行星核心。同时，这些胚胎相互作用，也迁移由于扭矩所产生的原行星盘。目的：我们的目标是研究卵石吸积如何改变经历I型迁移的胚胎的轨道演化。特别是，我们研究它们是否建立共振链，这些链是否容易不稳定，如果巨大的行星核心形成通过胚胎合并，从而发生更迅速地比卵石吸积单独。研究方法：对于第一次，我们进行自洽的全球尺度的辐射流体动力学模拟的双流体原行星盘组成的气体和卵石，后者被吸积嵌入胚胎。吸积加热，以及其他辐射过程，占正确建模的I型迁移。结果如下：我们跟踪了四个超级类地胚胎的演化，这些胚胎最初位于一个磁盘结构允许会聚迁移的区域。通常，胚胎合并是通过快速增加胚胎质量来促进的，并且打破了否则的寡聚生长。此外，我们发现，每个胚胎的轨道偏心率是相当兴奋（$\simeq0.03$），由于存在一个不对称的undersense叶的气体，一个所谓的“热尾”，产生的吸积加热的胚胎的附近。偏心轨道导致胚胎频繁地近距离接触，并使共振锁定更加困难。结论：在我们的模拟中，胚胎合并通常会产生一个巨大的核心（$\gtrsim 10\,\mathrm{M_{E}}$），在$10\,\mathrm{AU}$附近运行。卵石吸积自然伴随着偏心轨道的出现，这在今后解释系外行星系统结构的工作中应予以考虑。
2017-06-20 astro-ph.EP
Depletion of moderately volatile elements by pebble accretion in Earth-like planets
University of New Mexico（新墨西哥大学）
研究通过石英颗粒吸积导致类地球行星中中等挥发性元素的耗尽，发现原行星质量、大气层排气时间尺度和颗粒组成对挥发性物质耗尽有显著影响。
2026-01-13 astro-ph.EP
Influences of protoplanet-induced three-dimensional gas flow on pebble accretion $\rm\,I\hspace{-.1em}I\,$. Headwind regime
卵石吸积是行星形成的主要理论之一。空气动力学上的小颗粒，称为卵石，受到气流的高度影响。一颗生长在原行星盘中的行星会产生三维气体流。在我们以前的研究中，论文一，我们专注于剪切机制的卵石吸积，并探讨了行星诱导的气体流对卵石吸积的影响。在论文I中，我们发现，卵石吸积是低效的行星诱导的气体流相比，在未扰动流，特别是当${\rm St}\lesssim10^{-3}$，其中St是斯托克斯数。在论文I之后，我们研究了行星引起的气流对卵石吸积的影响。我们考虑气体的逆风，这在论文I中没有包括。在这项研究中，我们将我们的研究扩展到逆风区的卵石吸积。假设一个非等温的，无粘的亚开普勒气体盘，我们进行三维流体动力学模拟的球形极网格，其中有一个行星的无量纲质量，$m=R_{\rm Bondi}/H$，位于其中心，其中$R_{\rm Bondi}$和$H$是邦迪半径和磁盘尺度高度。然后，我们数值积分的运动方程的卵石在三维流体动力学模拟数据。结合我们的结果与空间变化的湍流强度和卵石的大小在一个磁盘，我们得出的结论是，行星诱导的气体流仍然允许卵石吸积在早期阶段的行星形成。由于行星引起的气体流对卵石吸积的抑制只发生在行星形成的后期，特别是在盘的内部区域。这可能有助于解释系外行星的分布和太阳系的结构，两者都有小的内部和大的外部行星。
2020-09-15 astro-ph.EP
Orbital Migration of Protoplanets in a Marginally Gravitationally Unstable Disk
核心吸积和磁盘的不稳定性需要巨大的原行星在磁盘气体的存在下形成。原行星迁移模型通常假设盘的质量足够低，可以忽略盘的自重。然而，盘的不稳定性需要一个足够大的盘，以达到边缘引力不稳定（MGU）。即使是核心吸积，FU猎户座爆发可能需要一个简短的MGU盘阶段。我们提出了一套新的三维，重力辐射流体动力学模型的MGU磁盘与多个原行星，相互作用的磁盘和彼此之间的引力，包括磁盘气体质量吸积。对于核心吸积模型，初始原行星质量为0.01至10 $M_\oplus$，对于尼斯情景模型，初始原行星质量为0.1至3 $M_{Jup}$，起始于半径为6、8、10或12天文单位的圆形轨道，在0.091 $M_\odot$圆盘内，围绕$1 M_\odot$原恒星从4延伸至20天文单位。演化过程持续到$\sim$ 4000年，涉及相对稳定阶段（$e \sim$ 0.1），其间穿插着轨道互换的混沌阶段（$e \sim$ 0.4）。0.01到10个$M_\oplus$核心可以稳定地轨道运行$\sim$ 1000年：在低质量盘中看到的单调向内或向外的轨道迁移类型不会发生。一个与我们太阳系类似的巨行星质量（1.0，0.33，0.1，0.1 $M_{Jup}$）的系统稳定超过1000年，而一个类似土星的行星系统稳定超过3800年，这意味着我们的巨行星很可能在MGU盘阶段幸存下来。
2013-01-14 astro-ph.EP
Simulation of a protoplanetary disk accretion activity due to a collision with a gas stream
Crimean Astrophysical Observatory of the Russian Academy of Sciences（俄罗斯科学院克里米亚天体物理观测台）
研究气体流碰撞类星盘对恒星吸积率的影响，通过三维数值模拟分析轨道参数和流体质量对吸积活动的作用，结果与两颗FU~Ori型恒星观测数据相符。
2026-04-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
Constraining accretion signatures of exoplanets in the TW Hya transitional disk
我们提出了一个近红外直接成像搜索周围的年轻恒星对象（YSO）TW Hya，一个多环盘表现出行星形成的证据可能的原行星吸积签名。Pa $β$线（1.282 $μ$ m）是原行星吸积的指示，其强度远高于原行星的黑体辐射。我们专注于Pa $β$线，并进行了Keck/OSIRIS光谱观测。虽然光谱差分成像（SDI）减少检测没有吸积签名，本研究的结果允许我们设置5 $σ$检测限Pa $β$发射的$5.8\times10^{-18}$和$1.5\times10^{-18}$ erg/s/cm $^2$ 0 \farcs 4和1 \farcs 6，分别。我们考虑了潜在行星的质量，使用理论模拟的环行星盘和氢排放。得到的质量分别为25和95 AU的$1.45\pm 0.04$ M $_{\rm J}$和$2.29 ^{+0.03}_{-0.04}$ M $_{\rm J}$，这与先前宽带成像获得的检测限一致。探测极限应该允许识别小到$\sim$ 1 M $_{\rm J}$的原行星，这可能有助于在极端自适应光学仪器无法获得的微弱YSO周围进行直接成像搜索。
2017-07-20 astro-ph.EP
Evidence for Variable Accretion onto PDS 70 c and Implications for Protoplanet Detections
基于哈勃 2020 与 2024 年 H-alpha 成像，研究发现 PDS 70 c 吸积流量显著增强，并量化其变化对原行星成像探测的影响。
2025-02-19 astro-ph.EP
Thermal Structure and Millimeter Emission of Protoplanetary Disk with embedded protoplanets from radiative transfer modeling
本研究通过流体动力学模拟结合辐射转移后处理，探究含内嵌原行星的原行星盘热结构与毫米辐射特征，发现行星星周盘的辐射可局域升温盘物质，且其毫米辐射特征可用于约束原行星生长时标。
2024-04-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
Formation of Close-in Super-Earths by Giant Impacts: Effects of Initial Eccentricities and Inclinations of Protoplanets
最近的观测揭示了近距离超级地球的偏心率和倾角分布。这些分布有可能限制它们的形成过程。在原地形成的假设中，行星的偏心率和倾角是由引力散射和巨大撞击阶段原行星之间的碰撞决定的。我们研究了原行星的初始偏心率和倾角对近距离超级地球形成的影响。我们进行$N$体模拟的原行星在无气体磁盘，系统地改变初始偏心率和倾角。我们发现，虽然原行星的偏心率在演化过程中得到了很好的放松，但倾斜度却没有。当初始倾角很小时，它们通常不会被泵起，因为散射不太有效，碰撞在轨道交叉后立即发生。另一方面，当初始倾角较大时，它们倾向于保持较大，因为碰撞阻尼不太有效。不仅行星的合成倾角，而且它们的数量、偏心率、角动量亏损和轨道间距都受到原行星初始倾角的影响。
2017-05-22 astro-ph.EP
Forming Giant Planets Around Late-M Dwarfs: Pebble Accretion and Planet-Planet Collision
本研究通过N体模拟提出卵石驱动核吸积模型，发现多原行星碰撞可突破卵石隔离质量，促进晚期M矮星周围短周期巨行星形成。
2023-11-17 astro-ph.EP
Elevated Eccentricities in the Radius Valley Hint at Water-Rich Mini-Neptunes
Rice University（莱斯大学）
研究通过N-body模拟发现，半径谷附近的偏心率峰值暗示迷你海王星可能由岩石和冰态行星组成，揭示了水丰富的行星形成机制。
2026-02-26 astro-ph.EP
An Approximation for the Capture Radius of Gaseous Protoplanets
确定生长中的巨行星的重元素吸积速率对于理解它们的形成和整体组成至关重要。在巨行星形成的各个阶段，固体（重元素）的吸积速率应该被仔细地模拟，因此，必须确定行星捕获半径。在一些模拟重元素吸积速率的模拟中，例如N体模拟，气体包层的存在要么被忽略，要么被过于简化地处理。在本文中，我们提出了一个近似的捕获半径，不需要恒星结构方程的数值解。我们的近似的捕获半径工程非常好的各种小行星的大小和成分。我们发现，通常假设的恒定密度假设推断的捕获半径导致计算的捕获半径的一个大的误差，因此，我们建议，我们的近似应该在未来的模拟实施。
2021-07-27 astro-ph.EP
Accretion of Gas Giants Constrained by the Tidal Barrier
在原行星获得足够的质量，在它们的出生原恒星盘上打开部分间隙后，残留的气体在粘性耗散的作用下继续扩散到马蹄形流线上，并蜿蜒进出行星的希尔球。在希尔球内，马蹄形流线在环行星圆盘中拦截气体流动。主星的潮汐扰动在会聚流线的界面上产生了一个势垒。穿过潮汐屏障的角动量的粘性转移决定了从马蹄形流线到环行星盘的质量扩散速率，并最终决定了到原行星的吸积速率。我们进行了一系列的数值模拟，以测试这种潮汐屏障对超热行星的影响。在弱粘性盘中，原行星的吸积率随着它们的质量超过热极限而急剧下降。当它们的生长时间超过气体耗尽的时间尺度时，它们的质量会达到与木星相当的渐近值。在相对较厚且粘性较强的圆盘中，原行星的渐近质量超过木星的数倍。二维数值模拟表明，这种巨大的原行星强烈激发附近的马蹄形流线的偏心率，不稳定有序的流动，大大提高了跨潮汐屏障的扩散速率，并提高其生长速度，直到其出生盘严重耗尽。相比之下，偏心流线在三维模拟中保持稳定。根据已知系外行星质量分布的上衰减，我们认为它们的出生盘具有相对较低的粘度α sim 0.001，中等厚度H/R sim 0.03 ~ 0.05，质量有限，与最小质量太阳星云模型相当。
2020-11-05 astro-ph.EP
Exploring the conditions for forming cold gas giants through planetesimal accretion
在轨道和质量上类似于木星和土星的冷气体巨星的形成对星子驱动的核心吸积模型来说是一个巨大的挑战，因为远离恒星的核心增长率很低。在这里，我们模拟了单个原行星的生长和迁移，这些原行星吸积了星子和气体。我们集成了核心的增长率，使用适合在文献中的$N$体模拟，它提供了吸积的星子，原行星迁移通过的效率。我们考虑了来自太阳系和原行星盘的三个约束：（1）海王星散射盘和奥尔特云中的类地行星和彗星库的质量与每AU几个地球质量的原始微行星群一致，（2）来自小行星带和柯伊伯带的证据表明，微行星的特征直径为100公里，（3）对原行星盘的观测表明，尘埃受到弱湍流的搅动，这种气体湍流也激发了微行星的倾斜。我们的名义模型建立在这些限制的结果在最大原行星质量的$0.1$地球质量。忽略上面的约束（1），我们表明，即使是1，000个地球质量（相当于每个AU 50个地球质量）的微行星群也无法产生冷气体巨星（尽管它成功地形成了热和暖气体巨星）。我们的结论是，一个巨大的星子水库本身是不足以产生冷气体巨人。通过星子吸积形成冷气体巨星还需要星子很小，湍流搅拌很弱，因此违反了上述所有三个限制。
2019-10-11 astro-ph.EP
Size-selective accretion of dust onto CPDs: Low CPD masses and filtration of larger grains
木星和土星的主要卫星被认为是在环绕行星的圆盘中形成的，这些圆盘围绕形成巨大的原行星。气体和粉尘在CPD中的分布不同，并通过阻力相互影响，阻力随粒径而变化。然而，以前还没有用单独的动力学来模拟多种尘埃颗粒大小。我们试图评估有多少灰尘的每一个颗粒大小有环行星盘。我们运行多流体的三维流体动力学模拟，包括气体和四个离散粒度的灰尘从1 $μ$米到1毫米，代表一个连续的分布。我们考虑一个1 $M_\mathrm{Jup}$原行星嵌入在一个1 $M_{\odot}$恒星周围的原行星盘。我们的研究结果表明，截断MRN分布在较小的晶粒尺寸，开始由$a=100μ$ m和接近零，在1毫米。大的尘埃颗粒，其中持有大部分的灰尘质量，有非常低效的堆积到CPD，由于灰尘过滤。因此CPD的尘埃质量一定很小，与原行星的质量比约为几个$\times 10^{-6}$。这些质量和相应的毫米不透明度与迄今为止观测到的CPD通量一致。
2023-01-13 astro-ph.EP
Evolution of a Viscous Protoplanetary Disk with Convectively Unstable Regions. II. Accretion Regimes and Long-Term Dynamics
在这篇文章中，我们继续研究对流作为原行星盘中幕式吸积的一个可能因素。在第一章提出的模型中，分析了在不同的物质流入速度和面积下吸积的历史。它示出的突发状政权发生在很宽的参数范围内。还对圆盘的长期演化进行了建模，包括包层中物质流入量随时间而减少。它表明，磁盘变得对流不稳定，并保持爆发式吸积到恒星上数百万年。同时，不稳定性扩展到几十个天文单位的范围，并随着时间的推移逐渐减小。它还表明，在磁盘演化的早期阶段，出现在磁盘的外部部分的引力不稳定性和对流不稳定的内部区域的灰尘蒸发的条件。这项研究的总体结论是，对流可以作为原恒星盘中幕式吸积的机制之一，但这一结论需要使用更一致的流体动力学模型来验证。
2020-09-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Imprint of the Protoplanetary Disk in the Accretion of Super-Earth Envelopes
超级地球是迄今为止最主要的系外行星类型，但它们的形成仍然没有得到很好的理解。特别是，行星形成模型预测，它们中的许多应该已经吸积了足够的气体，成为气体巨星。在这里，我们研究的作用，原行星盘在冷却和收缩的原行星信封。特别是，我们调查的影响1）盘的热状态设置由吸积或辐射加热的相对大小，以及它的能量是通过辐射或对流传输，和2）平流的熵进入外层信封的磁盘流，穿透希尔球，在3D全球模拟中发现。我们发现，在5和1 AU，在非等温模拟中报告的水平，它只穿透到~ 0.3倍的希尔半径的流量对冷却速率几乎没有影响，因为大部分的信封质量集中在靠近核心，远离流量。另一方面，在0.1天文单位时，包层迅速变成全辐射，接近等温，因此无法冷却，停止气体吸积。这种效应在对流盘中明显更明显，导致包络质量的数量级更低。因此，无论是在辐射盘还是对流盘中，0.1天文单位的熵平流都可以解释为什么超级地球没有经历失控的吸积。这些结果突出了原行星盘中的条件和能量输送对行星包层吸积的重要性。
2020-03-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
Occurrence rates of accreting companions from a new method for computing emission-line survey sensitivity: application to the H-alpha Giant Accreting Protoplanet Survey
本文提出一种计算发射线巡天灵敏度的方法，应用于GAPlanetS数据，首次约束过渡盘系统中吸积伴星发生率，得到每星0.16-0.22个吸积伴星，为区分行星形成理论提供统计基础。
2025-04-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
Rates of protoplanetary accretion and differentiation set nitrogen budget of rocky planets
原行星分化对氮和碳等生命必需挥发物的命运的影响以及其对行星生长动力学的后续影响尚不清楚。由于氮在岩浆海洋中的溶解取决于其分压和氧逸度，因此它是跟踪原行星中挥发性再分配的理想代理，作为其大小和生长区的函数。在石墨欠饱和条件下使用高压和高温实验，在这里，我们表明，氮的爱铁特性是一个数量级高于以前的估计在很宽的范围内的氧逸度。结合金属、硅酸盐和大气分馏模型的实验数据表明，小行星大小的原行星和从它们生长出来的行星胚胎都是氮耗尽的。然而，在经历分化之前生长到行星胚胎大小的原行星具有富氮核心和贫氮硅酸盐储层。大型类地行星的大量硅酸盐储层从后一种类型的行星胚胎的核心获得氮。因此，为了满足类地行星在其主要生长阶段的不稳定预算，行星胚胎吸积的时间尺度必须短于它们的分化时间尺度，即月球到火星大小的行星胚胎在太阳系形成后的100万到200万年内迅速生长。
2021-05-11 astro-ph.EP physics.geo-ph
Wind-accretion disks in wide binaries, second generation protoplanetary disks and accretion onto white dwarfs
从演化的施主星到它的伴星的质量转移是双星系统中恒星演化的一个标准特征。在宽联星中，伴星捕获了主星在风中喷射的部分质量。被捕获的物质形成一个吸积盘。在这里，我们使用数值方法研究风-吸积盘的演变，该方法使我们能够跟踪长期演变。对于一个广泛的初始条件，我们推导出的径向密度和温度分布的磁盘。在大多数情况下，风吸积会在AGB施主星的整个生命周期中产生长寿命的稳定盘。这些盘的质量是10^{-5}-10 ^{-3} M太阳的几倍，表面密度和温度分布遵循破幂律。圆盘中的总质量与所使用的粘度参数近似线性地成比例。大约有50%到80%的质量落入盘中，并与中心恒星吸积;其余的则从盘的外缘流出，进入主星的恒星风中。对于吸积速率较大的系统，次级吸积量可达0.1M太阳。当次级恒星是白矮星时，吸积自然会导致新星和超新星爆发。对于所有类型的二级恒星，大质量盘的表面密度和温度分布类似于在原行星盘中观察到的结构，这表明协调的观测计划可能会提高我们对不确定的盘物理学的理解。
2012-12-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
Resolved near-UV hydrogen emission lines at 40-Myr super-Jovian protoplanet Delorme 1 (AB)b: Indications of magnetospheric accretion
我们继续对4000万年前仍在吸积的PMCDelorme 1（AB）b进行了观测。我们使用高分辨率光谱，通过访问近紫外线的发射谱线的财富，以进一步解释吸积过程。用VLT/UVES在330- 452 nm获得R ~ 50000光谱。在将伴星的发射与M5低质量双星的发射分离后，我们进行了详细的发射线分析，其中包括行星吸积激波模型。我们重申正在进行的吸积Delorme 1（AB）b和报告的第一次检测（超木星）原行星的解决氢线发射在近紫外线（H-γ，H-δ，H-δ，H8和H9）。初步检测到H11、H12、He Ⅰ和Ca Ⅱ H/K。分析强烈支持行星吸积激波，其基于线光度的吸积速率dMp/dt = 2 e-8 MJ/yr。谱线是不对称的，可以用具有不同速度位移的窄分量和宽分量的总和来描述。激波前的速度v0 = 170+-30 km/s，这意味着行星质量Mp = 13+-5 MJ，数密度n 0 ~ 1 e13/cc或n 0 ~ 1 e11/cc，可以很好地解释整个线的形状。较高的密度意味着相对于行星表面，只有约1%的小线发射区域。这有利于磁层吸积，这种情况下可能会加强蓝移发射的存在下，在不对称的profiles.High-resolution光谱提供了机会，以解决线的配置文件，深入研究吸积过程中至关重要。超木星原行星Delorme 1（AB）b在4000万年前仍在吸积。因此，德洛姆1号属于彼得潘…
2023-03-22 astro-ph.EP astro-ph.SR
The dependence of episodic accretion on eccentricity during the formation of binary stars
目的：我们的目标是调查如何幕式吸积爆发的强度取决于偏心率。研究方法：我们通过对低质量双星形成过程的三维磁流体动力学（MHD）模拟，研究了长周期（> 20年）双星的触发假说，包括气体湍流和磁场对低质量双星形成过程的影响，模拟结果的最后间隔为$\sim$ 10 $\au$。在原恒星形成后6500年的时间里，我们用两种不同的初始湍流马赫数（M = 0.1和M=0.2）和一个太阳质量的初始湍流气体核进行了两次模拟。结果：当双星系统的偏心率还很高时，我们在早期观测到了近星点的吸积爆发。我们发现，这种相关性爆发的吸积和通过近星点打破了在后期阶段，因为逐渐circularisation的轨道。对于大于e=0.2的偏心率，我们观察到近星点附近触发的幕式吸积。然而，我们没有发现幕式吸积的强度和偏心率之间有任何强的相关性。吸积强度定义为爆发吸积速率与静止吸积速率之比，我们确定吸积事件可能是由星周盘旋转与接近双星之间的力矩触发的。我们将我们的结果与短周期双星中的幕式吸积的观测数据进行了比较，发现我们的模拟与观测之间有很好的一致性。结论：我们的结论是，情节吸积是一个普遍的机制，在偏心年轻的双星系统，独立的分离，它应该是可观察到的长周期双星，以及在短周期双星。然而，强度取决于扭矩，因此在近星点的分离。
2020-09-21 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Dynamical Impacts of Accretion Streamers on Protoplanetary Disks
Seoul National University（首尔大学）；University of Florida（佛罗里达大学）
本研究通过三维流体动力学模拟，揭示了吸积流对原行星盘结构演化的显著影响，包括激发全局偏心率、产生可观测的动力学特征，并可能作为行星形成的重要驱动因素。
2026-09-29 astro-ph.EP astro-ph.SR
The accretionally heated atmospheres of protoplanets and brown dwarfs
California Institute of Technology（加州理工学院）；Carnegie Institution for Science（卡内基科学研究所）；University of California, Santa Barbara（加州大学圣塔芭芭拉分校）；Northwestern University（西北大学）；University of Texas, Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）
本研究探讨吸积对原行星与褐矮星大气的影响，发现吸积加热会引发温度反转、改变大气成分，可通过光谱特征区分，大气反演或能助力确定行星形成的热/冷起始模式。
2026-10-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
Co-evolution of dust grains and protoplanetary disks II: structure and evolution of protoplanetary disks; an analytical approach
本研究解析研究了原行星盘的结构与演化，提出盘半径从形成时的几AU增长至吸积末期的数百AU，并指出磁制动与内部输运机制导致盘外缘角动量轮廓的连续性差异。
2024-04-22 astro-ph.EP astro-ph.SR
Long-term evolution of the temperature structure in magnetized protoplanetary disks and its implication for the dichotomy of planetary composition
本研究通过模拟磁化层流原行星盘的长期热演化，结合最新吸积加热认知与风致质量损失，揭示了吸积加热的空间分布规律，并解释了1-10地球质量行星的水含量二分性成因。
2025-04-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
Variable Accretion onto Protoplanet Host Star PDS 70
PDS 70系统在过去一年中进行了许多研究，因为在其周星盘的间隙中发现了两颗吸积行星。尽管如此，该恒星的质量吸积率仍然不为人所知。在这里，我们确定恒星质量吸积率和它的变化的基础上TESS和HARPS的观测。恒星的光变曲线显示了一个强信号，具有$3.03\pm0.06$天的周期，我们将其归因于恒星的自转。我们对HARPS谱的分析显示旋转速度为$v\sin\,i=16.0\pm0.5\,{\rm km\,s^{-1}}$，表明旋转轴的倾角为$50\pm8$度。这意味着在测量误差范围内，恒星的自转轴和它的拱星盘是平行的。我们应用磁层吸积模型来拟合H $α$线的轮廓，并推导出在$0.6-2.2\times10^{-10}\,{\rm M_{\odot}yr^{-1}}$范围内的恒星上的质量吸积率，随旋转相位而变化。测量的吸积率与利用吸积激波模型从NUV通量估计的吸积率一致。推导出的吸积率高于预期的磁盘质量和行星属性的低价值的粘性参数$α$的建议，最近的研究，可能指向一个额外的质量水库内盘饲料吸积，如死区。我们发现He I $λ$ 10830谱线显示出蓝移的吸收特征，表明存在风。从线深度估计的质量损失率是一致的吸积驱动的内盘MHD风。
2020-02-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
The eccentricity distribution of giant planets and their relation to super-Earths in the pebble accretion scenario
对冷木星行星（$r>$ 1 AU）的观测表明，几乎所有这些行星都在偏心轨道上绕着它们的主恒星运行。对于质量不超过几个木星质量的行星来说，偏心轨道被认为是气体扩散后发生的行星-行星散射事件的结果。我们模拟了行星通过卵石和气体吸积的生长，以及多个行星胚胎在其气体盘中的迁移。然后，我们遵循我们形成的行星系的长期动力学演化高达1亿年后，气体盘分散。我们调查的重要性的初始数量的原行星胚胎和不同的阻尼率的离心率和倾斜度在气相中的最终配置我们的行星系。我们通过比较我们模拟的行星系与观测到的系外行星系统的最终动力学结构来约束我们的模型。我们的研究结果表明，行星胚胎的初始数量只有一个微小的影响，最终的轨道偏心率分布的巨行星，只要阻尼的偏心率和倾角是有效的。如果阻尼效率低（慢），则具有较大初始胚胎数的系统具有较大的平均偏心率。此外，对于慢阻尼率，我们观察到，散射事件已经在气盘阶段是常见的，在这些模拟中形成的巨行星与观测到的巨行星偏心率分布最匹配。这些模拟还表明，偏心轨道上的大质量巨行星（超过木星质量）不太可能拥有内部超级地球，因为它们在散射阶段丢失，而在近圆形轨道上具有较小质量巨行星的系统应该拥有内部超级地球系统。最后，我们的模拟预测，巨行星平均不是单一的，而是生活在多行星系统中。
2020-10-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
Chemistry Along Accretion Streams in a Viscously-Evolving Protoplanetary Disk
原行星盘的组成是由星际遗传和盘内气体和颗粒表面化学反应的组合决定的。遗传分子的生存，以及盘在原位化学取决于当地的温度，密度和辐射环境，这可能会随着时间的推移，由于恒星和磁盘的演变，以及在磁盘中的传输而改变。我们解决一个方面的物理和化学演化之间的耦合在磁盘以下吸积流线的气体和小颗粒在磁盘中平面，同时考虑到不断发展的恒星。这种方法计算效率高，使我们能够在不减少化学网络的情况下考虑不断变化的物理条件。我们发现，在动力学模型中，由于宇宙射线驱动的化学产物的向内传输，许多物种在内盘中平面被增强，导致，例如，数量级的碳氢化合物增强在1 AU，相比静态磁盘。对于其他几个化学家族，静态和动态模型之间没有差异，这表明存在强大的化学重置，而另一些则显示出静态和动态模型之间的差异，这些差异取决于向内轨道期间物理和化学之间的复杂相互作用。因此，在模拟原行星盘的化学演化时，耦合动力学和化学的重要性取决于感兴趣的化学。
2020-02-11 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
